Pogson war ab 1860 Astronom am indischen Madras-Observatorium und beobachtete dort jede Menge Sterne. Aus diesen Beobachtungen stellte er einen Katalog mit 11.015 Sternen zusammen. Der Katalog enthielt natürlich auch ihre Helligkeit und Pogson fiel ein interessanter Zusammenhang auf. Die Messung von Sternhelligkeiten gehört ja zur absoluten Grundlage der Astronomie. Für lange Zeit war die Helligkeit der Sterne neben ihrer Position am Himmel ja auch das einzige, das Astronomen überhaupt messen konnten. Schon im antiken Griechenland hat man Sterne anhand ihrer Helligkeit eingeteilt und Hipparch dachte sich ein System aus, das im wesentlichen auch noch Pogson verwendete: Die hellsten Sterne, die am Himmel mit freiem Auge sichtbar waren, wurden als Sterne der ersten Größenklasse bezeichnet. Die schwächsten gerade noch sichtbaren Sterne gehörten zur sechsten Größenklasse. Und dazwischen probierte man die Sterne durch Vergleiche mit anderen Sternen entsprechend zu klassifizieren.
Hipster Hipparch mit Vollbart, Hut und offensichtlich der Himmelsscheibe von Nebra… (Bild: “Die Schule von Athen”)
Pogson bemerkte nun, dass Sterne der ersten Größenklasse ungefähr 100 Mal heller leuchteten als Sterne der sechsten Größenklasse und kam auf die vernünftige Idee, diesen Zusammenhang als Definition festzuschreiben. Ein Stern erster Größenklasse war nach Pogsons Definition also 1001/5 mal heller als ein Stern zweiter Größenklasse, der wiederum 1001/5 mal heller als ein Stern dritter Größenklasse war, und so weiter. Die Zahl 1001/5=2.511886… erscheint ein wenig willkürlich für so eine Definition, hat aber damit zu tun, wie wir Menschen Helligkeiten wahrnehmen. Hipparchs ursprüngliche Klassifikation basierte ja auf der Helligkeit, die man mit freiem Auge wahrnehmen kann und unsere Wahrnehmung funktioniert nicht linear, sondern logarithmisch. Wenn eine Lichtquelle doppelt so viel Licht abstrahlt wie eine andere, dann erscheint sie uns deswegen nicht doppelt so hell: Bei einer Verdoppelung der Stärke des Reizes verdoppelt sich unsere Empfindung des Reizes nicht. Die offizielle Formel lautet:
Die Differenz in der scheinbaren Helligkeit zweier Sterne entspricht dem logarithmischen Verhältnis des Lichtflusses der beiden Sterne. Das System ist mehr als nur ein wenig seltsam: je heller der Stern, desto geringer seine Größenklasse. Aber man hat sich in der Astronomie eben daran gewöhnt und es beibehalten.
Helle Himmelskörper wie Venus oder Jupiter haben sogar eine negative Größenklasse. Bei der Venus kann sie bis zu -4,7 Größenklassen betragen. Bei Asteroiden wie Iris sind es aber typischerweise nur um die 10 Größenklassen oder noch weniger. Das ist mit freiem Auge nicht mehr zu sehen; da schaffen wir unter optimalen Bedingungen nur knapp 6 Größenklassen. Die Messung der exakten Helligkeit von Asteroiden ist aber von großer Bedeutung. Denn auch im Teleskop ist ein Asteroid nicht mehr als ein Lichtpunkt und die Helligkeit ist alles, was wir vorerst messen können.
Aber auch daraus lässt sich viel lernen: Ändert sich die Helligkeit zum Beispiel periodisch, dann liegt das an der Rotation des Asteroiden um seine Achse. Asteroiden sind oft sehr unregelmäßig geformt und nicht rund wie zum Beispiel die größeren Planeten. Ein länglicher Asteroid kann uns während seiner Rotation mal die lange und mal die schmale Seite zeigen und damit ändert sich auch die Fläche, mit der er Licht in unsere Richtung reflektieren kann. Aus den Lichtkurven von Asteroiden kann man also Rückschlüsse auf ihre Form ziehen.
Veränderung der Helligkeit des Asteroiden 2011 XA3. Der kleine Asteroid rotiert schnell, mit einer Periode von nur 44 Minuten! (Bild: Urakawa et al, 2014)
Und dann ist da natürlich die Sache mit der Größe. Solange wir den Asteroid nicht aus der Nähe beobachten können, haben wir auch keine Möglichkeit, seine Größe direkt zu bestimmen, sondern müssen den Umweg über die Helligkeit gehen. Prinzipiell gilt: Je größer ein Asteroid ist, desto heller ist er auch. Aber die Menge an Licht die ein Asteroid reflektieren kann, hängt nicht nur von der Größe ab, sondern auch von dem Material aus dem er besteht. Das bestimmt die Rückstrahlfähigkeit, die sogenannte Albedo. Und die kennt man eben a priori nicht, so lange man den Asteroid nicht aus der Nähe gesehen hat. Vielleicht handelt es sich um einen dunklen Felsbrocken; vielleicht ist er mit Eis bedeckt – so lange wir das nicht wissen kann man aus der Helligkeit die Größe nur mit großen Fehlern bestimmen.
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